El Multi-Unit Spectroscopic Explorer ( MUSE ) es un espectrógrafo de campo integral instalado en el Very Large Telescope (VLT) del Observatorio Europeo Austral (ESO). [1] [2] [3] Opera en el rango de longitud de onda visible, [1] y combina un amplio campo de visión con una alta resolución espacial y un gran rango espectral simultáneo (480-930 nm). [4] Está diseñado específicamente para aprovechar la resolución espacial mejorada proporcionada por la óptica adaptativa , ofreciendo un rendimiento limitado por difracción en configuraciones específicas. [1] MUSE tuvo su primera luz en el Telescopio Unitario 4 (UT4) del VLT el 31 de enero de 2014. [5]
Tradicionalmente, las observaciones astronómicas en la región óptica se han dividido en imágenes y espectroscopia. Las primeras pueden cubrir un amplio campo de visión, pero a costa de una resolución muy burda en la dirección de la longitud de onda. La segunda ha tendido a perder resolución espacial (por completo en el caso de los espectrógrafos de fibra y parcialmente en el caso de los espectrógrafos de rendija larga ) o a tener solo un poder de resolución espacial burdo en el caso de los espectrógrafos de campo integral recientes .
MUSE fue concebido para mejorar esta situación proporcionando tanto una alta resolución espacial como una buena cobertura espectral. El investigador principal del instrumento es Roland Bacon del Centro de Investigación en Astrofísica de Lyon (CRAL), a cargo de un consorcio formado por seis importantes institutos europeos: el CRAL en el Observatorio de Lyon es el instituto PI y dirigió la construcción de la mayor parte del instrumento. Otros institutos involucrados incluyen el Instituto de Astrofísica de Gotemburgo (IAG) de Alemania y el Instituto Leibniz de Astrofísica de Potsdam (AIP), la Escuela de Investigación en Astronomía de los Países Bajos (NOVA), el Instituto de Investigación en Astrofísica y Planetología (IRAP) de Francia, la Escuela Politécnica Federal de Zúrich (Suiza) así como el Observatorio Europeo Austral (ESO).
El proyecto se inició el 18 de enero de 2005 y la revisión final del diseño tuvo lugar en marzo de 2009. El instrumento recibió su aceptación final en Europa el 10 de septiembre de 2013 [7] MUSE se montó en la plataforma Nasmyth del cuarto telescopio unitario VLT el 19 de enero de 2014 y vio su primera luz el 31 de enero de 2014.
MUSE tiene un campo de visión que se adapta bien a una serie de objetos de la Vía Láctea , como cúmulos globulares y nebulosas planetarias . La alta resolución espacial y el muestreo permitirán a MUSE observar simultáneamente los espectros de miles de estrellas en una sola toma en regiones densas como los cúmulos globulares. En las regiones de formación estelar, con una mezcla de gas ionizado y estrellas, MUSE proporcionará información tanto sobre el contenido estelar como nebular en esta región.
Un objetivo clave del diseño de MUSE fue poder estudiar los progenitores de galaxias normales cercanas hasta desplazamientos al rojo z > 6. Estas fuentes pueden ser extremadamente débiles, en cuyo caso solo se pueden detectar mediante la emisión en la línea de emisión Lyman-alfa ; dichas galaxias se denominan frecuentemente emisores Lyman-alfa .
Una forma habitual de estudiar estas fuentes es utilizar imágenes de banda estrecha [8] , pero esta técnica solo puede estudiar un rango de corrimiento al rojo muy estrecho a la vez, determinado por el ancho del filtro. Además, este método no es tan sensible como los estudios espectroscópicos directos porque el ancho del filtro es mayor que el ancho típico de una línea de emisión.
Dado que MUSE es un espectrógrafo con un campo de visión de 1'x1', se puede utilizar para buscar fuentes de líneas de emisión en un amplio rango de corrimiento al rojo (z = 2,9–6,65 para Lyman-alfa) al mismo tiempo. Se espera que el instrumento se utilice para exposiciones de hasta 100 horas, en cuyo caso debería alcanzar un flujo límite de 3x10 −19 erg/s/cm 2 , que es un orden de magnitud más débil que los estudios actuales de imágenes de banda estrecha.
MUSE será un potente instrumento para estudiar las propiedades dinámicas de las galaxias del Universo cercano hasta al menos un corrimiento al rojo de 1,4, después del cual la línea de emisión prohibida [O II] a 372,7 nm desaparece del extremo rojo del espectrógrafo.
Con un bajo corrimiento al rojo, MUSE proporcionará mapas bidimensionales de la cinemática y de las poblaciones estelares en todos los tipos de galaxias. Se basará en la ciencia realizada con el instrumento SAURON en el telescopio William Herschel y la ampliará , extendiéndola tanto a radios más grandes como a galaxias más distantes. Con el modo de campo estrecho, MUSE podrá acercarse a la región que rodea al agujero negro supermasivo en el centro de las galaxias masivas. Se espera que esto ayude a los astrónomos a comprender el proceso por el cual se formaron estos gigantes, probablemente a través de un proceso de fusión por el cual dos agujeros negros se unen para formar un producto final más masivo y al mismo tiempo perturbando las órbitas estelares en el centro de la galaxia.
Con un mayor corrimiento al rojo, MUSE permitirá construir mapas de la distribución de metales en las galaxias y, al mismo tiempo, establecer restricciones sobre la estructura dinámica de estos objetos. Al combinar esto con la información ambiental gracias al amplio campo de visión (1 minuto de arco corresponde a 430 kiloparsecs con un corrimiento al rojo de 0,7), será posible estudiar de una forma muy potente y, en su mayor parte, novedosa, cómo las propiedades de las galaxias se ven afectadas por el entorno en el que se encuentran.
MUSE también tendrá un modo de alta resolución espacial con un campo de visión de 7,5 x 7,5 arcsec y una resolución espacial de 0,042 arcsec a 750 nm. El principal uso científico de este modo es estudiar en detalle sistemas más cercanos, como el entorno de los agujeros negros supermasivos en galaxias cercanas. En particular, será posible resolver la esfera de influencia de los agujeros negros en las galaxias más masivas hasta el cúmulo de Virgo y, para las galaxias más masivas, también en el cúmulo de galaxias de Coma .
Más cerca de casa, MUSE podrá estudiar chorros en regiones cercanas de formación estelar y las superficies de una variedad de objetos del sistema solar. Esto podría usarse, por ejemplo, para realizar estudios espectroscópicos de monitoreo de la actividad volcánica en Ío y estudios espectroscópicos de la atmósfera de Titán .
Para alcanzar los objetivos científicos del instrumento, MUSE tuvo que cumplir una serie de requisitos:
Para lograr los dos últimos puntos, el espectrógrafo consta de 24 unidades de campo integral (IFU) idénticas, lo que reduce el costo por replicación. Cada una de ellas tiene una excelente calidad de imagen y la luz en el plano del instrumento se divide en secciones y se envía a las IFU individuales mediante un cortador de imágenes .
El diseño del espectrógrafo ha logrado una excelente calidad de imagen en todo el ancho de banda espectral de MUSE , con la inclinación del detector que compensa el cromatismo axial . Con un diseño de este tipo, no se necesitan materiales ópticos costosos como CaF2 , lo que reduce el costo general.
El rendimiento se mantiene alto mediante el uso de CCD de alta eficiencia cuántica . También hay una sola rejilla, una rejilla holográfica de fase de alto volumen de transmisión . Esto ha proporcionado un rendimiento que alcanza un pico superior al 50% alrededor de 700-800 nm y supera el 40% en casi todo el rango de longitud de onda del instrumento.
El instrumento completo pesa cerca de ocho toneladas métricas y prácticamente llena el volumen de 50 m3 de la plataforma Nasmyth . Pero debido al diseño modular, cada una de las 24 IFU se puede quitar para realizar tareas de mantenimiento o reparación; para ello, se diseñó una base especial para quitar e insertar una IFU de forma segura.
Para lograr el aumento requerido en la resolución espacial en toda la esfera celeste, MUSE utiliza la interfaz GALACSI [12] que forma parte de la Instalación de Óptica Adaptativa [13] en UT4 en VLT. Todos los componentes de óptica adaptativa (OA) están montados en el desrotador Nasmyth y se utiliza un sistema de metrología para garantizar la alineación del sistema OA con MUSE. Esto es necesario ya que MUSE está ubicado en la plataforma Nasmyth.
Se espera que, con el sistema AO, MUSE alcance una resolución espacial media de 0,46 segundos de arco, o ~3 kpc con un corrimiento al rojo >3, en el campo de visión de 1'x1' del modo de campo amplio. En el modo de campo estrecho, la resolución espacial debería alcanzar 0,042 segundos de arco a 750 nm, lo que corresponde a una resolución de ~3 pc a la distancia del cúmulo de galaxias de Virgo.
Cada exposición con MUSE devolverá un archivo de datos con datos de las 24 IFU de 35 MB cada una, por lo que el tamaño total del archivo de datos sin procesar es de 0,84 GB. Después de la reducción de datos, este tamaño se ampliará a un total de 3,2 GB por exposición, ya que los datos se traducen en valores de punto flotante y se produce un cubo de estimación de error. Esto significa que las observaciones que dependen de muchas exposiciones cortas pueden producir conjuntos de datos muy grandes, lo que fácilmente produce 100 GB por noche de datos bastante complejos.
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